Possible tau appearance experiment with atmospheric neutrinos
我们提出了一种实验测量方法，通过测量中微子诱导簇射的能谱，可以探测到大气中微子的μ介子到τ介子中微子振荡中τ中微子的出现。Tau中微子在CC相互作用和随后的Tau-轻子衰变中产生的簇射中沉积了很大一部分能量。τ中微子的出现将在对应于中微子振荡参数的能量范围内增强中微子诱导簇射谱。低于“无振荡”预测的簇射率是振荡进入无菌中微子的指示。
1999-07-01 astro-ph
The Differential Rotation of Kappa1 Ceti as Observed by MOST
在论文I中，我们首次报道了鲸鱼座κ 1的差异旋转的证据。在本文中，我们证明了差异旋转模式密切配合，为太阳。这一结果是基于2004年和2005年的MOST（恒星的微变和振荡）观测结果，以补充论文I中讨论的2003年观测结果。使用StarSpotz，一个专门为分析MOST测光而开发的程序，我们已经解决了k，微分旋转系数，和P_{EQ}，赤道旋转周期使用所有三年的光变曲线。这些斑点的纬度范围从10度到75度，k = 0.090^{+0.006}_{-0.005} --小于太阳值，但与恒星的年轻年龄一致。k也很好地受到Vsini的独立光谱估计的约束。我们独立地证明了随纬度变化的差动自转模式实际上与太阳的一致。详细给出了用于寻找最稳健解的平行回火形式主义，该解给出P_{EQ} = 8.77^{+0.03}_{-0.04}天--比通常采用的小，意味着年龄< 750 My。我们的P_{EQ}和k值可以解释由其他人在不同纬度上的斑点或活动所确定的旋转周期范围。从历史上看，Ca II活动似乎一直发生在纬度50和60度之间，这可能表明永久磁性特征。K和P_{EQ}的知识是理解对流带发电机机制和旋转结构以及评估太阳型恒星年龄的关键。我们最近公布的K值和P_{EQ}的基础上MOST测光的Ekeri，并期望分析MOST光变曲线的几个更多的斑点，太阳型恒星。
2007-04-17 astro-ph
Supernova Neutrino Spectra and Applications to Flavor Oscillations
利用蒙特卡罗模拟研究了超新星核中中微子光谱的形成与味道的关系。来自银河SN的高统计中微子信号可能包含严重限制中微子振荡参数空间的信息。因此，迫切需要可靠的预测风味依赖的通量和光谱。在所有传统的流体动力学模拟中，通常包括的nu_mu，tau和nu_mu，tau-杆相互作用是相当示意性的。通过我们的蒙特卡罗模拟，我们发现传统上不包括nu_mu，tau和nu_mu，tau-bar的最相关源。在比较我们的数值计算结果的所有口味，我们发现标准的平均能量等级nu_e < nu_e-bar < nu_mu，tau，然而，非常相似的值为nu_mu，tau和nu_e-bar。nu_mu，tau和nu_mu，tau-bar的光度与L_nue-bar和L_nue相差2倍，后两者非常相似。Garching小组从他们对全套相互作用的自洽模拟中得到了类似的结果。这些结果几乎正交于先前的标准图片的完全相等的亮度的所有口味和差异的平均能量的一个因素高达2。现有的概念，以确定振荡效应的SN中微子信号需要修改。我们提出了两种方法来检测地球物质的影响，而独立的SN模拟预测。
2003-08-13 astro-ph
Three neutrino flavor oscillations and the atmospheric tau neutrinos
在1 GeV < E < 10^3 GeV的情况下，在存在三种中微子味振荡的情况下，对大气τ中微子通量进行了向下的估算.阐述了三种中微子味振荡与纯两种中微子味振荡的相对区别。作为一个暗示，向下去大气层的τ中微子通量相比，银道面的τ中微子通量，也是在三个中微子味振荡的存在下估计。指出在E \sim 10 GeV之前，银道面τ中微子通量占主导地位.
2004-11-23 astro-ph hep-ex hep-ph
Oscillations of MHD shock waves on the surfaces of T Tauri stars
这项工作将物质减速的磁流体动力学辐射冲击波在表面的恒星。这个问题与经典的金牛座T星有关，在那里，下落的物质沿着恒星的磁场流动，并在光球层的致密层中停止。目前工作的一个重要的新方面是，磁场相对于恒星表面的法线具有任意角度。我们考虑的极限是，在恒星表面的磁场不是很强，在这个意义上说，流入是超阿尔夫文尼克。在此极限下，等离子体的初始减速和加热（在冷却区的入口处）发生在快速磁流体动力学冲击波中。为了计算辐射损失的强度，我们使用“实数”和“幂律”辐射函数。我们确定的稳定性/不稳定性的辐射冲击波作为一个函数的参数的传入流：速度，强度的磁场，和它的倾角的表面的恒星。在一些模拟运行与“真正的”辐射功能，我们发现一个简单的标准稳定的辐射冲击波。对于宽范围的参数，冲击波的振荡周期为0.02-0.2秒的量级。
2008-03-13 astro-ph
Tau Neutrinos Underground: Signals of $ν_μ\to ν_τ$ Oscillations with Extragalactic Neutrinos
通过测量河外中微子的$ν_μ\to ν_τ$振荡引起的中微子向上的强子簇射、电磁簇射和向上的μ子，可以观测到高能τ中微子的出现。我们定量地评估了各种河外中微子通量在地球上的τ中微子再生。探测器下方和内部向上的τ中微子的带电电流相互作用，以及随后的τ衰变产生了μ子或强子和电磁簇射。这些事件的背景是μ子中微子和电子中微子的带电电流和中性电流的相互作用，除了河外中微子，我们考虑大气中微子。我们发现显着的信号背景比的强子/电磁簇射的能量超过10 TeV至100 TeV的河外中微子发起的。我们表明，从点源的τ中微子也有发现超过1 TeV的阈值的潜力。当μ子和强子/电磁簇射都被探测到时，一个更大尺寸的中微子望远镜有很好的机会探测到τ中微子的出现。
2000-08-31 astro-ph hep-ph
Variation of the fine structure constant in QSO spectra from coherent dark matter oscillations
在标量场耦合到麦克斯韦项满足条件mt>>1的条件下，考虑了相干暗物质振荡的精细结构系数α的演化问题。在这种情况下，我们发现，首阶耦合-（phi/4f）F^2中的耦合尺度f按照ln（alpha/alpha_0）xi（m_{Pl} /f）ln（tanh（t/2 tau）/tanh（t_0/2 tau））影响α的宇宙学演化。Murphy等人对类星体观测数据的拟合得到f/xi= 2.12^{+0.58}_{-0.37} 10^5 m_{Pl}。这里m_{Pl}是约化普朗克质量，xi ^2 =rho_phi/rho_m表示phi对宇宙物质密度的贡献。
2004-01-15 astro-ph
The Effect of Crystallization on the Pulsations of White Dwarf Stars
我们考虑的脉动特性的白矮星恒星模型的温度适合的ZZ鲸鱼座不稳定带和质量足够大，他们应该基本上结晶。我们的工作是由一个潜在的结晶DAV，BPM 37093的存在，并期望数字调查的进展将产生更多这样的大规模的分解。一个结晶的核心使得一类新的振荡成为可能，即扭转模式，尽管我们预计这些模式与流体中的任何运动的耦合最多是微弱的，因此仍然是不可观测的。p模应该在周期的百分之几的水平上受到影响，但是在结晶的白矮星中不太可能出现比在其他鲸鱼座ZZ中更多的可观察到的振幅。与观测到的白矮星中的光变化最相关的是g模。我们发现，这些模式的动能有效地排除了我们的模型的结晶核心。随着结晶的增加，这些模式从中心进一步向外推，径向泛音之间的平均周期间隔随着结晶质量分数的增加而显著增加。此外，模式捕获的程度和结构也受到影响。事实上，一些时期的强烈影响，而其他人没有在结晶的质量分数的变化表明，我们可能能够解开那些由于不同的表面层质量的结晶的影响。
1999-07-03 astro-ph
Hubble Space Telescope Observations of UV Oscillations in WZ Sagittae During the Decline from Outburst
我们提出了一个时间序列分析的哈勃空间望远镜观测的WZ Sge在2001年9月，10月，11月和12月的WZ Sge下降，从2001年7月的超级爆发。先前对这些数据的分析表明，白矮星的温度从29,000 K降到了18,000 K。在这项研究中，我们在波长范围内对光谱进行了分组，以产生每个时期的紫外光曲线，然后分析了众所周知的27.87 s和28.96 s振荡的存在。我们在所有四个时期都检测到29秒的周期性，但没有28秒的周期性。自20世纪70年代发现以来，这些振荡的起源一直存在争议，相互竞争的假设是基于白矮星非径向g模式脉动或旋转白矮星上的磁通道吸积。通过与鲸鱼座ZZ星的类比，我们认为非径向g模脉动模型要求脉冲周期对白矮星的温度有很强的依赖性。然而，这些观测表明29秒振荡与白矮星的温度无关。因此，我们拒绝白矮星的非径向g模式脉动假设作为唯一的起源的振荡。目前还不清楚是否是快速旋转的白矮星（或白矮星上的带）上的磁漏斗吸积造成了振荡。我们还报告检测到的QPO与周期~18秒在9月的光变曲线。29 s振荡和QPO的振幅在短时间尺度上变化很不稳定，与平均系统亮度不相关，彼此也不相关。
2003-09-19 astro-ph
Testing violations of special and general relativity through the energy dependence of nu_mu<--->nu_tau oscillations in the Super-Kamiokande atmospheric neutrino experiment
超级神冈实验收集的大气中微子数据跨越了大约40年的中微子能量E，因此适合于探测与nu_mu nu_tau味跃迁相关的振荡波长λ的能量依赖性<--->，当这些被假设为解释数据时。这种依赖关系在很多理论模型中表现为λ^{-1} \propto E^n的形式，包括由中微子质量和混合引起的“标准”振荡（n=-1）、能量无关振荡（n=0）以及违反等效原理或洛伦兹不变性（n=1）。首先，我们研究了亚GeV，多GeV和向上的μ子事件的理论天顶分布如何随n的不同整数值而变化。然后，我们进行了详细的分析，超级神冈的数据处理的能量指数n作为一个自由参数，无约束的尺度因子的振幅和相位的nu_mu <--->nu_tau振荡。我们发现在90% C. L.下的最佳拟合范围n=-0.9 \pm 0.4，这证实了标准情景（n=-1）是主要的振荡机制，并且强烈地约束了可能的并发奇异过程（n \neq -1）。特别是，我们工作出了有趣的情况下，领先的标准振荡加上subleading项引起的违反特殊或广义相对论原则，并获得非常严格的上限，这种违反（nu_mu，nu_tau）部门的振幅。
1999-04-06 astro-ph gr-qc hep-ph
Do red giants have short mode lifetimes?
我们证明了红巨星ksi Hya的振荡模式寿命τ约为2天，比理论预测的短得多（τ = 17天，Houdek & Gough 2002）。如果这是红巨星的普遍趋势，那么由于振荡的连贯性差，这将限制这些恒星的星震学前景。
2005-10-18 astro-ph
Microlensing optical depth as a function of source apparent magnitude
测量微透镜光学深度，τ，对银河系隆起似乎取决于所使用的方法来获得它们。这些基于红团巨星（RCG）透镜效应的值似乎明显低于基于视线上所有恒星透镜效应的值。这一差异仍未得到理解。通过蒙特卡罗模拟，发现这一差异不能用两种方法的通量限制来解释。除了13.5 <~ I_0 <~ 15.5的范围外，当I_0 >~ 13.0时，光学厚度一般是源视星等的常数。这里检测到许多RCG，导致tau的显著振荡。这种振荡的幅度是银河系横杠倾斜角度的函数，theta_bar，因此可能受到限制。另一个限制来自tau与theta_bar的类似依赖性：将预测趋势与测量值结合起来提供1-sigma上限，这排除了GLIMPSE和EROS调查最近报告的大条形角。来自EROS-2的最新调查数据似乎显示了预测的τ振荡，尽管目前的重要性很低。然而，另一个迹象来自EROS-2事件计数，它显示出明显的倾向于较暗的震级。
2007-07-27 astro-ph
A semi-analytic calculation on the atmospheric tau neutrino flux in the GeV to TeV energy range
本文给出了GeV到TeV能量范围内大气τ中微子通量的半解析计算。大气$ν_τ$通量计算的整个天顶角范围。该通量是由来自二体PDMATHAMN衰变和三体$μ^{\pm}$衰变的μ介子中微子振荡以及在振荡中幸存的内禀τ中微子通量贡献的。详细讨论了计算中的不确定性。我们的结果的影响进行了讨论。
2005-11-25 astro-ph hep-ph
Detecting Tau Neutrino Oscillations at PeV Energies
有人建议，一个大的深海底（或冰）中微子探测器，鉴于存在的PeV的能量范围内的中微子的各种模型的活动星系核预测的显着数量，可以作出独特的测量中微子的属性。这将有可能观察到τ中微子的存在，测量它与其他味道的混合，事实上，根据大气和太阳中微子数据所建议的混合参数，测试所有三种味道的混合模式，并测量τ中微子的截面。关键的特征是带电的τ中微子相互作用，它产生了一个双重级联，一个在轻微辐射轨道的两端。在几个PeV，这些级联将被分开大约100米，因此很容易在下一代DUMAND类探测器中解析。第一个例子可以在目前正在建造的探测器中找到。未来的应用是精确的中微子天文学和地球层析成像。这篇论文是hep-ph/9405296的扩展版本，用于出版。
1994-08-16 astro-ph hep-ex hep-ph
The Solar Neutrino Puzzle: An Oscillation Solution with Maximal Neutrino Mixing
如果像SuperKamiokande的结果所建议的那样，μ中微子和τ中微子最大限度地“快速”混合，这就决定了从电流到质量本征态的映射，直到一个旋转角（θ），电子中微子“更慢”地混合，μ中微子和τ中微子的组合相等。对于sin 2 θ = 1，得到的最小数量的自由参数，但最大的混合，表明太阳中微子的现存观测和预测的标准太阳模型与微小的修改之间的协议。
1998-06-30 astro-ph hep-ph
Detecting Nutau Oscillations as PeV Energies
有人建议，一个大型的深海下的中微子探测器，鉴于存在大量的中微子在PeV范围内的活动星系核的各种模型所预测的，可以使独特的测量中微子的属性。这样就有可能观测到nu_tau的存在，测量它与其他味道的混合，事实上，根据大气和太阳中微子数据所建议的混合参数，测试所有三种味道的混合模式，并测量nu_tau的截面。关键的特征是带电电流nu_tau相互作用，它产生一个双重级联，一个在最小电离轨道的两端。在几个PeV时，这些级联将被分开大约100米，因此在DUMAND和类似的探测器中很容易分辨。未来的应用是精确的中微子天文学和地球层析成像。
1994-05-16 astro-ph hep-ph
Signatures of Supernova Neutrino Oscillations into Extra Dimensions
我们考虑在核心坍缩超新星物理学的背景下，在额外的维度传播的μ介子和τ中微子与不育费米子场的混合，扩展了在以前的工作中所做的电子中微子的情况下的分析。我们表明，潜在的戏剧性的修改超新星演化的反馈机制，以防止，因此，没有严重的额外维度的参数的界限需要强加。尽管如此，超新星核心的演化是显着修改。我们讨论了延迟爆炸机制的后果和与SN 1987A信号的兼容性。然后，对于nu_{mu,tau}和nu_e与体费米子混合的情况，我们分析了地球上信号的不同特征。
2003-10-08 astro-ph hep-ph
Inferred 4.4 eV Upper Limits on the Muon- and Tau-Neutrino Masses
通过结合大气和太阳中微子振荡和氚β衰变终点的实验约束，我们推断的上限为4.4 eV的$ν_μ$和$ν_τ$质量，如果宇宙由三个中微子。对于分级质谱$m_3 \gg m_1, m_2$或$m_3 \simeq m_2 \gg m_1$，我们推断$α= e, μ, τ$的$m_{ν_α} \lsim 0.08$ eV。在四中微子宇宙中，假设中微子振荡也能解释LSND实验结果，则$m_{ν_α} \lsim 5.4$ eV。我们还得到了质量的下限。
1998-08-19 astro-ph hep-ex hep-ph
Status of Oscillation plus Decay of Atmospheric and Long-Baseline Neutrinos
我们研究了大气和长基线中微子实验中中微子振荡和不可见衰变的相互作用。我们在这些情景下对Super-Kamiokande的完整大气数据以及长基线K2 K和MINOS进行了全球分析。我们发现，参数为Δ m32^2 = 2.6e-3eV^2和θ 23 ~ 34度的nu_mu -> nu_tau振荡与重中微子nu_3衰变的混合，其寿命为tau_3/m_3 ~ 2.6e-12 s/eV量级，提供了对大气中微子的合理拟合，尽管一旦包括长基线数据，该解决方案变得更加不利（下降到99%CL）。除此之外，没有证据表明中微子衰变宽度不为零，衰变寿命τ_3/m_3 > 9.3e-11 s/eV的下限为99%CL。在Majoron模型的框架下，这一约束可以转化为Majoron与nu_3的耦合束缚和未混合的极轻无菌态，|g_s3| < 8.6e-3（2.2 eV/m_3）。
2008-04-15 astro-ph hep-ex hep-ph
Neutral current induced neutrino oscillations in a supernova
中性流引起的电弱活动（反）中微子到无菌中微子的物质振荡可以解释观测到的中微子运动。与最近提出的基于电子到τ（μ子）中微子振荡的脉冲星诞生速度的解释相反[hep-ph/9606428]，最重的中微子（无论是活性的还是无活性的）必须具有几keV的质量。
1997-01-16 astro-ph hep-ph
Bayesian View Of Solar Neutrino Oscillations
本文给出了太阳中微子数据的nu_e-> nu_{mu,tau}和nu_e-> nu_s振荡的贝叶斯分析结果，其中nu_s是不育中微子.我们进行了太阳中微子实验的速率分析，包括第一个SNO CC结果，CHOOZ实验的光谱数据，并考虑到超级神冈日和夜电子能谱的全球分析。我们表明，贝叶斯分析没有遭受任何问题，从包括的CHOOZ和超级神冈能谱的众多箱，并允许达到相同的结论上的中微子跃迁的青睐类型和确定的最有利的值的振荡参数的速率和全球分析。我们的贝叶斯分析表明，nu_e-> nu_s跃迁相对于nu_e-> nu_{mu,tau}跃迁是非常不利的.在nu_e-> nu_{mu,tau}振荡的情况下，LMA区域受到数据的青睐（86%的概率），LOW区域有一些小的机会（13%的概率），VO区域几乎被排除（1%的概率），SMA区域实际上被排除（0.01%的概率）。我们还计算了tan^2 θ和Δ m^2的边际后验概率分布，我们表明，这些数据几乎肯定意味着大混合，并且Δ m^2的大值是有利的。我们还提出了一个标准的最小二乘分析的结果，我们表明，标准的拟合优度测试是不能拒绝纯nu_e-> nu_s转换。似然比检验允许仅在全局分析中拒绝纯nu_e-> nu_s转换而支持nu_e-> nu_{mu,tau}转换。
2001-12-18 astro-ph hep-ex hep-ph
Establishing a nu_{mu,tau} Component in the Solar Neutrino Flux
我们指出，对于入射的nu_{e}或nu_{mu,tau}，核弹性散射中的反冲电子动能谱是不同的，因此，原则上可以通过拟合谱的形状来确定太阳中微子流中nu_{mu,tau}分量的存在。这将是一个新的模型独立的测试太阳中微子振荡在一个单一的实验，摆脱天体物理和核物理的不确定性。对于^7 Be中微子，如果本底足够低，就有可能在BOREXINO或KamLAND确定nu_{mu,tau}成分。请注意，这种效应与文献中讨论过的入射中微子能谱的畸变不同。
1998-12-22 astro-ph hep-ex hep-ph
